それはほこりです：固有の散乱の謎と標準化されたタイプIa超新星の明るさのホスト銀河依存性の解決
| Title |
It's_Dust:_Solving_the_Mysteries_of_the_Intrinsic_Scatter_and_Host-Galaxy_Dependence_of_Standardized_Type_Ia_Supernova_Brightnesses |
| Authors |
Dillon_Brout_and_Daniel_Scolnic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10206 |
タイプIa超新星（SNeIa）を宇宙論的ツールとして使用することは、標準化後のSNIa距離モジュラス残差の固有のばらつきを駆動するものを理解し、SNIa色の分布を特徴付け、ホスト銀河の特性を説明するための重要な努力を動機づけましたSNeの値は、SNIa距離モジュラス残差と相関します。SNIaの$\sim1450$分光学的に確認されたフォトメトリック光度曲線のコンパイルされたサンプルを使用し、これら3つの問題に対する解決策を同時に提案します。これは、SNIaへのハッブル残留散乱の依存性の経験的な11$\sigma$検出も説明します色。光度との相関が比較的弱い固有のSNIa色と、さまざまな消光パラメーター値（$R_V$）を持つ外因性のほこりのような色（$E（B-V）$）を組み合わせた色の物理モデルを紹介します。このモデルは、ハッブル残差散乱の観測された傾向をキャプチャし、SNIa固有散乱の主要なコンポーネントが$R_V$の変動からのものであることを示しています。また、回収された$E（BV）$と$R_V$の分布は、グローバルなホスト銀河の恒星の質量に基づいて異なり、これは、過去の分析で見られた質量とハッブル残差の間の観測された相関（$\gamma$）を説明します。SNIa色に対する$\gamma$の4.5$\sigma$依存性が観察されました。この発見により、さまざまな先祖系にさまざまな固有の光度を処方する必要がなくなります。最後に、SN色の以前のモデルをダストベースのモデルで置き換えることにより、暗黒エネルギー（$w$）の状態方程式のバイアスを$|\Deltaw|=0.04$まで測定します。このバイアスは、以前のSNIa宇宙論分析における系統的不確実性よりも大きい。
CMBレンズとBAO測定間のハッブル一定張力
テンションメトリック$Q_\textrm{UDM}$を適用します。これは、平均パラメーターの更新差であり、Planck衛星（$H_0からの宇宙マイクロ波バックグラウンドレンズ測定で推定されたハッブル定数$H_0$の差の原因を理解します。=67.9^{+1.1}_{-1.3}\、\mathrm{km/s/Mpc}$）および南極望遠鏡（$H_0=72.0^{+2.1}_{-2.5}\、\mathrm{km/s/Mpc}$）両方をバリオン密度（BBN）の事前分布とともにバリオン音響振動（BAO）測定と組み合わせた場合。$Q_\textrm{UDM}$は、2つのデータセットの両方が有益である緊張または一致に関連するパラメーターの方向を分離し、観測された緊張の原因となるデータのサブセットの識別に役立ちます。$Q_\textrm{UDM}$を使用すると、$H_0$の違いが、プランクレンズとBAO+BBNの間のテンションによって駆動され、確率が6.6％を超えることがわかります。この穏やかな緊張のほとんどは、視線に平行な銀河BAOの測定に由来します。並列BAOの赤方偏移依存性により、$\Lambda$CDMで物質密度$\Omega_m$と$H_0$の両方が高くなりますが、これらのパラメーターの異常は、BAO測定がはるかに強い$\Omega_m$制約。
再イオン化による21 cm信号のモデルに依存しないバリオン音響振動機能
| Title |
A_Model-Insensitive_Baryon_Acoustic_Oscillation_Feature_in_the_21_cm_Signal_from_Reionization |
| Authors |
Christopher_Cain,_Anson_D'Aloisio,_Vid_Ir\v{s}i\v{c},_Matthew_McQuinn,_Hy_Trac |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10209 |
再イオン化の時代（EoR）中の銀河間小規模構造と21cm信号に対するバリオン暗黒物質相対速度の影響を調べます。ストリーミング速度により、$\sim10^4-10^8$M$_{\odot}$の質量スケールでの銀河間媒体（IGM）の凝集が減少しました。この効果により、波数$k\sim0.1$h/MpcでEoR21cmパワースペクトルに明確なバリオン音響振動（BAO）機能が生成されました。この付近で、今後の調査が最も敏感になります。星形成に対するストリーミング速度の非常に不確実な影響とは対照的に、凝集への影響は、主に宇宙論と単純な気体力学によって設定されるため、より正確に計算できます。前EoRガスのジーンズスケールをキャプチャする完全に結合された放射流体力学シミュレーションを使用して、後者を定量化します。イオン化ガスのクランピングファクターは、再結合時に30km/sの典型的なストリーミング速度があった領域では5〜10％減少します。領域が再イオン化された後、抑制は$\約5$Myrのピークに達しますが、ガスの圧力平滑化により200Myr以内で洗い流されます。これらの結果を使用して、EoR21cmパワースペクトルに対応する影響をモデル化し、BAO機能が再イオン化の初期に現れる可能性が最も高いことを発見します（$\約$10\％イオン化）。このフェーズの間、信号は$k\sim0.1（0.06）$h/\Mpcの1\％（5\％）レベル。振幅は、再イオン化履歴の範囲全体で10未満の係数で変化します。ストリーミング速度が電離源に与える影響から生じる信号の簡単なモデルも提供します。これは、非常に不確かな源の特性に応じて4桁異なる場合があります。最初の10個を駆動するのに十分な質量$10^6-10^8$M$_{\odot}$のハローにおけるポピュレーションIIIスター形成がなかった場合を除き、クランピング駆動信号がソース駆動信号を支配する可能性が高いことがわかります再イオン化の\％。
生成的敵対的ネットワークによる普遍的宇宙エミュレーターに向けて
| Title |
Towards_Universal_Cosmological_Emulators_with_Generative_Adversarial_Networks |
| Authors |
Andrius_Tamosiunas,_Hans_A._Winther,_Kazuya_Koyama,_David_J._Bacon,_Robert_C._Nichol,_Ben_Mawdsley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10223 |
生成的敵対的ネットワーク（GAN）は、最近、大規模構造シミュレーションの新しいエミュレーション手法として適用されています。最近の結果によると、GANは、2次元および3次元の宇宙レンズWebデータと同様に、新規の弱いレンズ収束マップを作成するための高速で効率的で計算コストの安いエミュレータとして使用できます。ただし、他のアルゴリズムと同様に、GANアプローチには、不安定なトレーニング手順や生成された出力に固有のランダム性など、一連の制限があります。この研究では、前述の制限に対処するために、機械学習の文献で一般的に使用されているいくつかの手法を採用しています。特に、複数の赤方偏移、宇宙論的パラメーター、および修正された重力モデルについて、弱いレンズ収束マップと暗黒物質の高密度フィールドデータの両方を生成するようにGANをトレーニングします。さらに、最新のIllustrisデータを使用してGANをトレーニングし、暗黒物質、ガス、内部エネルギー分布データを同時にエミュレートします。最後に、潜在空間補間の手法を適用して、アルゴリズムが生成する出力を制御します。私たちの結果は、使用されているデータセットとガウス平滑化が適用されているかどうかに応じて、GANで生成されたサンプルとトレーニングデータサンプルのパワースペクトルの間に1〜20％の差があることを示しています。最後に、生成モデルに関する最近の研究では、このようなアルゴリズムを低次元の入力（潜在）空間から高次元（データ）多様体へのマッピングとして扱うことができることが示唆されています。潜在的な空間補間手順をよりよく理解するためのツールとして、このような理論的な説明を探索します。
DHOSTモデルの遅い宇宙論的進化
非相対論的物質支配時代から暗黒エネルギー時代まで、後期宇宙論的進化を、縮退高次スカラーテンソル（DHOST）理論によって記述された修正重力モデルで研究します。これらは、単一のスカラー自由度を伝播する最も一般的なスカラー-テンソル理論を表し、HorndeskiおよびBeyondHorndeski理論を含みます。現在の制約は宇宙スケールよりもはるかに小さい波長に適用されるため、重力波の速度が光の速度と一致するという理論に制限されることなく、任意の2次DHOST理論に同次進化方程式を提供します。これらの理論における宇宙背景進化の潜在的な豊かさを説明するために、3つのパラメーターによって特徴付けられるシフト対称モデルの単純なファミリーを検討し、暗黒エネルギーとその状態方程式の進化を計算します。また、モデルが摂動的に安定しているパラメーター空間の領域も特定します。
CLASS-PT：ボルツマンコードCLASSの非線形摂動理論拡張
| Title |
CLASS-PT:_non-linear_perturbation_theory_extension_of_the_Boltzmann_code_CLASS |
| Authors |
Anton_Chudaykin,_Mikhail_M._Ivanov_and_Marko_Simonovi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10607 |
実空間と赤方偏移空間での物質フィールドとバイアストレーサーの1ループパワースペクトルとクロススペクトルを計算する新しいオープンソースコードを紹介します。これらのスペクトルには、データへの直接の適用に必要なすべての成分が含まれています。非線形バイアスと赤方偏移空間の歪み、赤外線の再開、対数項、およびアルコック-パチンスキー効果です。私たちのコードはボルツマンソルバーCLASSに基づいており、ユーザーフレンドリー、変更の容易さ、高速、他のソフトウェアとのシンプルなインターフェースなど、その有利な特性を継承しています。理論モデル、コード構造、近似、精度テストの詳細について説明します。1つの宇宙論の一般的なエンドツーエンドの実行には0.3秒かかります。これは、マルコフチェーンモンテカルロパラメーターの抽出には十分です。例として、コードをバリオン振動分光測量（BOSS）データに適用し、銀河パワースペクトルの形状から宇宙論的パラメーターを推定します。
観測可能なインフレに対する重力波の制約
初期の宇宙で生成された重力波（GW）は、ビッグバン元素合成（BBN）中の相対論的自由度の数$N_{\rmeff}$に寄与しています。$N_{\rmeff}$の制約を使用することにより、宇宙の膨張中に観測可能な宇宙がどれだけ拡張できるかについての新しい限界を提示します。新しい境界は、以前の境界よりも約4桁厳格です。また、LIGOやLISAなどの現在および計画中のGW天文台の感度についても議論し、それらが課す可能性のある制約は、BBNバウンドよりも厳しくないことを示します。
C / 2016 R2彗星のイオン放出（Pan-STARRS）
特異な彗星C/2016R2（Pan-STARRS）の観測を、インドのマウントアブ赤外線天文台の1.2m望遠鏡に取り付けられた低解像度分光器を使用して行いました。彗星は、2018年1月に2つの日付で観測されました。このとき、太陽中心距離は2.8AUでした。私たちの観察に基づく研究は、この彗星の光学スペクトルが一般的な彗星スペクトルと比較して非常に珍しいことを明らかにしました。C$_{2}$、C$_{3}$、CNなどの主要な彗星放出のほとんどは、C/2016R2彗星にはありませんでした。しかし、彗星スペクトルは、CO$^{+}$やN$_{2}^{+}$などのイオン種からの非常に強い発光バンドを示しました。スペクトルから平均N$_{2}$/CO比0.09$\pm$0.02が導き出され、太陽の星雲と比較して、この比では1.6$\pm$0.4という非常に低い空乏係数が推定されています。わずかではありますが、5400オングストロームを超えるマイナー放出機能も検出されました。CO$^{+}$とN$_{2}^{+}$のカラム密度は、それらの発光バンドから計算されました。光学スペクトルは、彗星の氷がCOによって支配されていることを示唆しています。この星雲のN$_{2}$/CO比の低い枯渇係数は、太陽星雲と比較して、彗星の異常なスペクトルは、独特の処理の結果です初期の太陽系星雲におけるその形成の場所で。
準惑星の地殻内の熱対流（1）セレス
| Title |
Thermal_convection_in_the_crust_of_the_dwarf_planet_(1)_Ceres |
| Authors |
M.Formisano,_C.Federico,_J.Castillo-Rogez,_M.C._De_Sanctis,_and_G.Magni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10504 |
セレスはメインベルトで最大の体であり、その内部には大量の水の氷が特徴です。この特徴は、比較的低い嵩密度（2162kgm$^{-3}$）によって示唆されていますが、岩石コアと氷の地殻への部分的な分化は、いくつかの地質学的および地球化学的特徴によって示唆されています。、表面上の氷のようなパッチ、表面の流れとして解釈される葉状形態。この作業では、セレスの地殻における熱対流の特性に組成がどのように影響するかを探ります。我々の結果は、熱対流の開始が困難であり、それが発生すると短命であり、これは、Castillo-Rogezetal。の研究によって最近示唆されたように、セレスが現在まで深い液体を保存したことを意味する可能性があります。熱対流ではなくダイアピリズム（化学的対流）によって駆動されます。
惑星形成が過去45億年で終了した時代にさかのぼって進化をシミュレートする安定軌道の高解像度統計検索を使用して、実際の高傾斜ケンタウロスとトランスネプテューヌ天体の可能な起源を調査します。シミュレーションは精密な軌道決定方法であり、それらの結論が依存する微惑星ディスク緩和モデルで見られるような臨時の初期条件または仮定を含みません。したがって、特定の実際のオブジェクトの過去の軌道を調べることにより、リラクゼーションモデルに基づいて原点の理論を個別にテストするために使用できます。ここでは、17の多重対抗高傾斜ケンタウロスと2つの極トランス海王星天体2008KV42および（471325）2011KT19を調べました。統計的分布は、それらの軌道が過去にほぼ極地の4.5Gyrであり、散乱ディスクと内部オールト雲領域に位置していたことを示しています。初期の極傾斜は現在の太陽系形成理論では説明できません。初期の惑星系は低傾斜小惑星とカイパーベルトを説明するためにほぼ平坦であったに違いないからです。さらに、惑星の円盤が海の外側への移動を停止するために海王星の現在の軌道をはるかに超えて拡張できなかったので、初期の散乱円盤と内側のオールト雲領域には太陽系の材料がなかったと考えられます。したがって、過去の高傾度ケンタウロス4.5ギルのほぼ極軌道は、星間媒質からのそれらの早期の捕捉の可能性を示しています。
COLDz：ビッグバンから約10億年後の巨大なちりばめられたスターバースト銀河の高い宇宙密度
| Title |
COLDz:_A_High_Space_Density_of_Massive_Dusty_Starburst_Galaxies_~1_Billion_Years_after_the_Big_Bang |
| Authors |
Dominik_A._Riechers_(Cornell,_MPIA),_Jacqueline_A._Hodge_(Leiden),_Riccardo_Pavesi_(Cornell),_Emanuele_Daddi_(CEA),_Roberto_Decarli_(INAF_Bologna),_Rob_J._Ivison_(ESO),_Chelsea_E._Sharon_(Yale-NUS),_Ian_Smail_(Durham),_Fabian_Walter_(MPIA,_NRAO),_Manuel_Aravena_(Diego_Portales),_Peter_L._Capak_(IPAC/Caltech),_Christopher_L._Carilli_(NRAO,_Cambridge),_Pierre_Cox_(IAP),_Elisabete_da_Cunha_(ANU),_Helmut_Dannerbauer_(IAC),_Mark_Dickinson_(NOIRLab),_Roberto_Neri_(IRAM),_Jeff_Wagg_(SKA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10204 |
NSFのKarlG.Jansky超大型アレイ（VLA）CO輝度の分子線スキャンにより、$z$$>$5の3つの巨大なダストスターバースト銀河からのCO（$J$=2$\to$1）放出の検出を報告します。HighRedshiftでの密度（COLDz）調査。2つのソース、HDF850.1（$z$=5.183）とAzTEC-3（$z$=5.298）のRedshiftは以前から知られていました。3つ目のソースGN10（$z$=5.303）の以前の赤方偏移の見積もりを修正します。これは、CO$J$=1$\to$0、5$\to$4、6$\to$5の検出を通じて個別に確認しました。[CII]158$\mu$mの放出、VLAおよびNOrthernExtendedMilllimeterArray（NOEMA）。COLDzで現在独立して確認されている2つのCO発生源は「光学的に暗い」ことがわかり、そのうちの3つは$z$$>$5のほこり隠された銀河であることがわかります。調査範囲が$\sim$60arcmin$^2$であることから、ビッグバン後最初の10億年以内に、このような遠方のダストシステムの空間密度が以前に考えられていたよりも$\sim$6-55倍高いことがわかります。これらの$z$$>$5銀河のうち少なくとも2つは、いわゆる「最大」のスターバーストと一致する星形成率の表面密度を示していますが、それらの間のCO励起には大きな違いがあります。この結果は、大規模なガス貯留層のさまざまな部分が密集した星形成核領域に位置していることを示唆している可能性があります-ダストの連続体と比較して[CII]放出のより拡張されたサイズと一致し、[CII]から遠いより低いガス励起の銀河における赤外光度比。したがって、$z$$>$5のダストスターバースト間の星形成の条件には大きなばらつきが見られます。これは通常、ダストの温度が$z$=2-3のスターバーストよりも$\sim$57％$\pm$25％高いためです。星形成活動の強化。
ピクセルのカラーマグニチュードダイアグラムを使用した星形成履歴、距離、および金属性の測定II：近くの楕円銀河への応用
| Title |
Measuring_Star_Formation_Histories,_Distances,_and_Metallicities_with_Pixel_Color-Magnitude_Diagrams_II:_Applications_to_Nearby_Elliptical_Galaxies |
| Authors |
B._A._Cook_(1),_Charlie_Conroy_(1),_and_Pieter_van_Dokkum_(2)_((1)_Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_&_Smithsonian,_(2)_Astronomy_Department,_Yale_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10213 |
星形成履歴（SFH）、金属性、距離の空間分解測定値を、3つの近くの楕円銀河とピクセルカラーマグニチュードダイアグラム（pCMD）テクニックを使用して導出されたM31のふくらみで提示します。M87、M49、NGC3377、M31のアーカイブ$\textit{HST}$測光からpCMDを計算し、新しいコード$\texttt{PCMDPy}$を使用してデータを近似します。各システムまでの距離は、$\sim10\％$の精度で測定されます。回復したノンパラメトリックSFHは、M31およびNGC3377の最近の（<2Gyr）星形成に妥当な（$\pm1$dex）制約を課します。どちらも裏返しの成長の証拠を示しています。M87とM49のSFHは、最も古い年齢でのみ制約されます。pCMD手法は、近くの宇宙の進化の歴史を研究するための有望な新しい道であり、既存の恒星の人口モデリング手法を非常に補完します。
スーパーバブルのサイズ分布
星形成銀河におけるスーパーバブルのサイズ分布を考慮します。以前の研究では、圧力平衡に達したときに気泡が失速すると仮定して、風によって駆動される気泡の断熱的自己相似進化を使用して分布を説明しようとしました。流体力学的数値シミュレーションを利用して、この仮定が無効であることを示します。シェルの放射冷却も含まれます。周囲媒体内の非熱圧力を考慮に入れるために、熱圧力のみによって暗示されるよりも同等の高い温度を想定します。外側の衝撃速度が周囲の音速（非熱成分を含む）に匹敵するようになったときに気泡が失速すると仮定すると、天の川のISM圧力の典型的な値に対して$\sim-2.7$の勾配でサイズ分布を回復します。これは観察結果と一致しています。私たちのシミュレーションでは、非熱圧力の値が異なる場合のサイズ分布の変化を追跡することもできます。また、圧力が低くなると、サイズが大きくなるケースと失速するケースの中間の勾配までサイズ分布が急になることを示します。
電波調査における星形成：近くの銀河核と核外星形成領域の3〜33 GHzイメージング
| Title |
The_Star_Formation_in_Radio_Survey:_3_-_33_GHz_Imaging_of_Nearby_Galaxy_Nuclei_and_Extranuclear_Star-forming_Regions |
| Authors |
S.T._Linden,_E.J._Murphy,_D._Dong,_E._Momjian,_R._C._Kennicutt_Jr.,_D.S._Meier,_E._Schinnerer,_J.L._Turner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10230 |
電波調査の星形成の一部としてKarlG.Jansky超大型アレイを使用して、銀河核および核外星形成領域に向けた3、15、および33GHzイメージングを提示します。$3-33$GHzの無線スペクトルを使用して、少なくとも2つの無線帯域で有意な検出が行われる335の個別の領域のサンプルについて、スペクトルインデックスと対応する熱（自由-自由）放出率を測定しました。14の可能性のあるバックグラウンド銀河を削除した後、2成分のべき法則モデルを採用して近似すると、33GHzでの熱フラクションの中央値は$92\pm0.8\％$で、絶対偏差の中央値は$11\％$です。電波スペクトル。サンプルを、星形成領域として確実に識別され、AGN汚染の可能性の影響を受けない（つまり、ガラクトセントリックな半径$r_{\rmG}\geq250$pcを持つ）238個のソースに制限すると、中央の熱フラクションが$93\pm0.8\％$、絶対偏差の中央値は$10\％$。さらに、7GHzの解像度で特定された163の領域の33GHzでの熱分率を測定すると$94\pm0.8\％$であり、中央値の絶対偏差は$8\％$です。これらの結果を合わせて、自由自由放射が無線を支配していることを確認します通常の星形成銀河では$\sim$500pcまでのスケールの星形成領域のスペクトル。さらに、減少する関数として、測定されたスペクトルインデックスと熱フラクション分布の分散が$\sim$1.6増加することを発見しました。銀河中心半径この傾向は、銀河中心で発生している連続的な星形成活動を反映している可能性が高く、その結果、ディスクの星形成領域に比べて拡散非熱放射の寄与が大きくなります。
3C273のダスト残響：トーラスの構造とラグ-明度関係
| Title |
Dust_Reverberation_of_3C273:_torus_structure_and_lag_--_luminosity_relation |
| Authors |
Catalina_Sobrino_Figaredo,_Martin_Haas,_Michael_Ramolla,_Rolf_Chini,_Julia_Blex,_Klaus-Werner_Hodapp,_Miguel_Murphy,_Wolfram_Kollatschny,_Doron_Chelouche_and_Shai_Kaspi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10244 |
ダスト残響マッピングを実行することを目的として、2015年から2019年の間にz=0.158クエーサー3C273を光学（BVrz）と近赤外線（JHK）で監視しました。ホスト銀河と降着円盤の寄与を考慮して、JHKで純粋なダストの光度曲線を取得しました。Vバンドとダストライトの曲線間の相互相関により、tau_cent〜410日のホットダストの平均静止フレーム遅延が生じます。これは、ダストリングの半径R_xから予想よりも2倍短いです。ダストカバーファクター（CF）は約8％で、活動銀河核（AGN）で見られる45度の半カバー角度から予測される値よりもはるかに小さいです。相関関数の非対称形状を分析し、傾斜した双円錐のボウル型のダストトーラスジオメトリがこれらの結果（tau_cent、R_xおよびCF）を一貫した図にもたらすことができるかどうかを調査します。高温で変化するダスト放出は、小さいカバー角度40<theta<45度のボウルリムのエッジから発生し、バイコーンの手前側のみが表示されます。R_x=900+/-200ld、傾きi=12度のこのようなダストグロリオールは、データに非常によく一致します。3C273の結果と輝度の低いAGNに関する文献を比較すると、広く採用されているアルファ=0.5の関係よりも平坦な、0.33〜0.40のアルファを持つラグ-光度関係のタウプロプトL^alphaが見つかります。新しい遅延と光度の関係について、いくつか説明します。
宇宙地上干渉計によるブラックホールの影の観測
| Title |
Black_Hole_Shadow_Observations_with_Space-Ground_Interferometers |
| Authors |
E._V._Mikheeva,_S._V._Repin,_V._N._Lukash_(P.N._Lebedev_Physical_Institute_of_Russian_Academy_of_Sciences,_Moscow,_Russia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10429 |
将来の宇宙の超大規模ベースライン干渉（VLBI）ミッションでデータ処理および画像回復手順によって復元できるブラックホール（BH）シャドウイメージを検討します。SgrA*、M87*、およびM31*の質量と座標を持ち、背後にある光源によって照らされているカーBHの場合、3種類の観測を考慮します。地上ベースの干渉計（イベントホライズン望遠鏡に類似）、地球中心軌道にある衛星で、ラグランジュポイント$L_2$にある衛星と地上間干渉計。地上の望遠鏡だけで生成された画像と、低軌道衛星が追加された宇宙用VLBIの画像との大きな違いは、ベースラインの増加と（u、v）カバレッジの改善の両方が原因です。BHの影を観測するための電波干渉計の地球に近い構成は、検討されたケースの中でBHの影の観測に最も適しています。ラグランジュポイント$L_2$までの軌道半径をさらに大きくすると、（u、v）の密度が低下し、結果の信頼性が低下します。すべてのケースのモデル画像が表示されます。
暗黒物質の構成要素の粒子理論候補の中。アキシオンとWIMPが最も人気があります。この講演では、これらについて説明し、次に私たちの好ましい天体物理学の候補である原始中間質量ブラックホール（頭字語$DM=PIMBHs$）に焦点を当てます。最も早い実験的確認は、LLNLにあるより小さなBlanco4m望遠鏡のDECamデータを使用して、2020年代半ばのLSST8m望遠鏡でのマゼラン雲のマイクロレンズ化から、またはおそらく2021年の数年前に行われた作業から、マイクロスコープで行われた可能性があります。
NGC 4151の核における奇妙な活動：ジェット相互作用が変動を引き起こしている？
| Title |
The_curious_activity_in_the_nucleus_of_NGC_4151:_jet_interaction_causing_variability? |
| Authors |
D._R._A._Williams_(1_and_2),_R._D._Baldi_(2,_4_and_5),_I._M._McHardy_(2),_R._J._Beswick_(3),_F._Panessa_(5),_D._May_(6),_J._Mold\'on_(3_and_7),_M._K._Argo_(3_and_8),_G._Bruni_(5),_B._T._Dullo_(9),_J._H._Knapen_(10,_11_and_12),_E._Brinks_(13),_D._M._Fenech_(14),_C._G._Mundell_(15),_T._W._B._Muxlow_(3),_M._Pahari_(2)_and_J._Westcott_(13)_((1)_University_of_Oxford,_UK,_(2)_University_of_Southampton,_UK,_(3)_Jodrell_Bank_Centre_for_Astrophysics,_University_of_Manchester,_UK,_(4)_Universit\'a_degli_Studi_di_Torino,_(5)_INAF_Roma,_Italy,_(6)_Universidade_de_S\~ao_Paulo,_Brazil,(7)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Andaluc\'ia_(IAA,_CSIC),_Spain,_(8)_Jeremiah_Horrocks_Institute_University_of_Central_Lancashire,_UK,_(9)_Universidad_Complutense_de_Madrid,_Spain,_(10)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_Spain,_(11)_Universidad_de_La_Laguna,_Spain,_(12)_Liverpool_John_Moores_University,_UK,_(13)_University_of_Hertfordshire,_(14)_Astrophysics_Group,_Cavendish_Laboratory,_UK,_(15)_University_of_Bath,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10552 |
多くの活動銀河核（AGN）の重要な特徴はそれらの変動性ですが、その起源は、特に無線領域ではよくわかっていません。ウィリアムズ等。（2017）は、e-MERLINアレイを使用した1.5GHzでのセイファート銀河NGC4151のAGNのピーク磁束密度の約50％の増加を報告しました。5GHzでの新しい高解像度e-MERLIN観測を提示し、これらをアーカイブMERLIN観測と比較して、報告された変動性を調査します。私たちの新しい観測により、以前のe-MERLIN研究よりも3倍高い解像度で核領域をプローブすることができます。コアコンポーネントであるC4を、C4W、C4E、Xの3つのコンポーネントに分離します。AGNはコンポーネントC4Wにあると考えられていますが、このコンポーネントは、エポック間で不確実性の範囲内で一定のままです。ただし、最東端の成分であるC4Eのピーク磁束密度が19.35$\pm$1.10から37.09$\pm$1.86mJy/ビームに増加し、MERLIN観測で8.2シグマの増加を示していることがわかります。このピークフラックス密度の増加は、NGC4151などの低光度AGNで初めて観測された、ジェットと輝線領域（ELR）の間の継続的な相互作用に起因すると考えられます。ジェット軸に沿って5GHzで離散分解成分を特定します。、これはジェットとELRの相互作用の領域として解釈されます。
宇宙ライマン連続体背景からのガンマ線吸収
| Title |
Gamma-Ray_Absorption_from_The_Cosmic_Lyman_Continuum_Background |
| Authors |
Matthew_A._Malkan,_Sean_T._Scully,_Floyd_W._Stecker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10644 |
最近まで、FUVの拡散銀河系外光（EBL）は、ライマン限界を超えるエネルギーで鋭く完全なカットオフがあると想定されていました。ただし、新たに発見された極端な輝線スターバースト銀河（EELG）とライマン連続体（LyC）領域のEUV光子のかなりの脱出率を持つ他の銀河は、高赤方偏移でますます一般的になっています。最近の観察は、以前に疑われていたよりも多くのLyC光子が高い赤方偏移でそのような銀河から銀河間空間に逃げていることを示しています。それらはおそらく銀河間媒体の再イオン化の主要な原因です。この論文では、これらすべての赤方偏移でのEELGから（EBL）へのこれまで考慮されていなかったEUV光子の寄与と、銀河系外の高エネルギー$\gamma$線の吸収に対するその後の影響を推定します。より遠い$\gamma$線源、特に$z\ge3$の場合、数GeVを超える銀河間不透明度は以前に推定された値よりも大幅に高くなります。観測された$\gamma$線スペクトルのこの不透明度の増加の結果を計算します。これは、以前考えられていたよりも低いエネルギーで開始する高エネルギーのターンオーバーと、観測可能な段階的なスペクトル急勾配を生成します。
回転する超大質量ブラックホールの近くのコンパクトなバイナリーの併合：Apsidal歳差共鳴による偏心励起
| Title |
Merging_Compact_Binaries_Near_a_Rotating_Supermassive_Black_Hole:_Eccentricity_Excitation_due_to_Apsidal_Precession_Resonance |
| Authors |
Bin_Liu,_Dong_Lai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10205 |
階層的なトリプル構成で回転超大質量ブラックホール（SMBH）の近くにコンパクトバイナリをマージするダイナミクスを研究します。SMBHの内部軌道、外部軌道、およびスピンを結合するさまざまな一般相対論効果を含めます。重力放射による軌道崩壊の間に、内部連星は「無軌道歳差共鳴」に遭遇し、偏心励起を経験する可能性があります。この共振は、ニュートン相互作用とさまざまなポストニュートン効果の両方によって駆動される歳差運動を伴う、内部バイナリのアスピダル歳差運動速度が外部バイナリのそれと一致する場合に発生します。偏心加振は、有限軌道の離心率を持つ外部軌道を必要とし、十分に研究されたLidov-Kozai効果とは対照的に、相互傾斜が小さいトリプルに最も効果的です。バイナリが低周波数帯で重力波を放出している間に、共鳴とそれに関連する偏心の増加が発生する可能性があり、将来の宇宙ベースの重力波検出器で検出できる可能性があります。
GW170817に関連する短いガンマ線バーストを駆動するエンジンとジェットの本質的な特性
| Title |
Intrinsic_properties_of_the_engine_and_jet_that_powered_the_short_gamma-ray_burst_associated_with_GW170817 |
| Authors |
Davide_Lazzati_(Oregon_State),_Riccardo_Ciolfi_(INAF_-_Padova),_Rosalba_Perna_(Stony_Brook) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10210 |
GRB170817Aは、連星中性子星（BNS）の合体からの重力波信号GW170817の約1.74秒後に検出された、明るいガンマ線バーストです。これは現在、観測方向から15〜30度離れた相対論的ジェットの繭によって駆動される軸外イベントとして理解されています。繭は初期ジェットと合併残骸からの非相対論的なバリオン風との相互作用によって活性化され、狭いコアと広い翼を持つ構造化された流出をもたらしました。この論文では、構造化された流出に対する観測上の制約を、ジェットと風の相互作用のモデルと組み合わせて、マージエンジンからの時間遅延を含め、中央エンジンによってジェットが発射される際の固有の特性を制約します。磁化されたBNSマージシミュレーションに触発された風の処方を使用すると、ジェットがマージから約0.4秒以内に発射され、1.74秒の観測された遅延が光球半径までの火球伝播によって支配されていたことを意味します。また、ガンマ線バーストの場合は初めて、噴射時のジェットの開き角度を制限し、下限をその漸近ローレンツ係数に設定します。これらの調査結果は、最初はポインティングフラックスが支配的なジェットを示唆しており、電磁プロセスを介して発射されました。ジェットが降り注ぐブラックホールで駆動されている場合、それらは準安定中性子星残骸の生存時間にも大きな制約を与えます。
| Title |
Decrease_in_the_Brightness_of_the_Cosmic_X-ray_and_Soft_Gamma-ray_Background_toward_Clusters_of_Galaxies |
| Authors |
S._A._Grebenev_(1),_R._A._Sunyaev_(1,2)_((1)_Space_Research_Institute,_Russian_Academy_of_Sciences,_(2)_Max-Planck-Institut_fuer_Astrophysik) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10296 |
銀河団の高温銀河間ガスの電子によるコンプトン散乱は、宇宙背景のX線と軟ガンマ線放射に特有の歪みをもたらすはずであることを示しています-E<60-100keVでの輝度の増加とより高いエネルギー。歪みにより、最も重要なクラスターパラメーターを測定できます。歪みのスペクトル形状とガス温度、光学的深さ、および表面密度分布の法則への依存性は、モンテカルロ計算を使用して研究され、分析的推定によって確認されています。クラスターフレームでは、反動効果によるバックグラウンドの最大の低下は、約500〜600keVで発生します。HやHeのような鉄とニッケルイオンの光イオン化は、バックグラウンドスペクトルに追加の歪みをもたらします-約9keVにしきい値を持つ強い吸収線（そして冷たいクラスターの場合、約2keVに吸収ジャンプ）。これらのイオンによるクラスターガスからの固有の熱放射の吸収も、このような線につながります。近くの（z<1）クラスターでは、約2keVの線は、その周辺（約3Mpc）領域のより低温の（約10^6K）プラズマでの吸収によって著しく強化されます。さらに、約1.3keVの吸収線はそれから分岐します。離れたクラスターの赤方偏移は、バックグラウンドスペクトル（〜2、〜9、および〜500keV）の吸収線をより低いエネルギーにシフトします。したがって、マイクロ波背景散乱効果とは対照的に、この効果はクラスターの赤方偏移zに依存しますが、非常に特殊な方法です。クラスターをz>1で観察する場合、この効果により、X線の背景がどのように進化し、どのようにzで「収集」されたかを決定できます。影響を検出するには、測定の精度が約0.1％に達する必要があります。効果を観察するための最も有望なクラスターを検討し、背景の歪みの検出を妨げる熱ガス放射の影響を最小限に抑える手法について説明します。
AGNトーラス構造のプローブとしてのX線吸収と9.7 umケイ酸塩の特徴
| Title |
X-ray_absorption_and_9.7_um_silicate_feature_as_a_probe_of_AGN_torus_structure |
| Authors |
Jun_Xu_(USTC),_Mouyuan_Sun_(XMU),_Yongquan_Xue_(USTC),_Junyao_Li_(USTC)_and_Zhicheng_He_(USTC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10372 |
ほこりっぽいトーラスは、アクティブな銀河核（AGN）の統一に重要な役割を果たします。ただし、トーラスの物理的な構造はほとんど不明のままです。ここでは、Swift/BATSpectroscopicSurvey（BASS）から選択された$175$AGNのトーラス中赤外線（MIR）分光機能、つまり9.7umシリケートラインの系統的調査を示します。私たちのサンプルは、175ドルのAGNのそれぞれがSpizter/IRS、MIR、光学、およびX線分光カバレッジを確実にカバーするように構成されています。したがって、ケイ酸塩の強度、光輝線、X線の特性（列の密度や固有のX線の光度など）を同時に測定できます。以前の研究と一致して、ケイ酸塩の強度は、散乱が大きいにもかかわらず、水素カラム密度（$N_\mathrm{H}^\mathrm{X}$）と弱く相関していることを示しています。X線の覆い隠されていないAGNの場合、ケイ酸塩強度から導出された$V$バンドの消光と広域H$\alpha$から推定されたものはどちらも小さいです。ただし、X線で覆い隠されたAGNの場合、前者は後者よりもはるかに大きくなります。さらに、平均して強いX線吸収を持つ光学タイプ1AGNが有意なケイ酸塩吸収を示すことがわかります。これは、X線吸収がブロードライン領域の無塵ガスによって引き起こされるのではないことを示しています。私たちの結果は、あいまいなダストのトーラスの分布と構造が非常に複雑である可能性が高いことを示唆しています。滑らかで不規則なトーラスモデルに対して結果をテストし、不規則なトーラスモデルを支持する証拠を見つけます。
SN2020bvc：広がったタイプのIc超新星、ダブルピークの光学光度曲線、および発光X線と無線の対応物
| Title |
SN2020bvc:_a_Broad-lined_Type_Ic_Supernova_with_a_Double-peaked_Optical_Light_Curve_and_a_Luminous_X-ray_and_Radio_Counterpart |
| Authors |
A._Y._Q._Ho_(1),_S._R._Kulkarni_(1),_D._A._Perley_(2),_S._B._Cenko_(3,4),_A._Corsi_(5),_S._Schulze_(6),_R._Lunnan_(7),_J._Sollerman_(7),_A._Gal-Yam_(6),_S._Anand_(1),_C._Barbarino_(7),_E._Bellm_(8),_R._Bruch_(6),_E._Burns_(3,9),_K._De_(1),_R._Dekany_(10),_A._Delacroix_(10),_D._Duev_(1),_C._Fremling_(1),_D._Goldstein_(1),_Z._Golkhou_(8,11),_M._J._Graham_(1),_D._Hale_(10),_M._M._Kasliwal_(1),_T._Kupfer_(12),_R._Laher_(13),_J._Martikainen_(14,15),_F._J._Masci_(13),_J._D._Neill_(1),_B._Rusholme_(13),_D._L._Shupe_(13),_M._T._Soumagnac_(16,6),_N._L._Strotjohann_(6),_K._Taggart_(2),_L._Tartaglia_(7),_L._Yan_(10),_J._Zolkower_(10)_((1)_Caltech,_(2)_LJMU,_(3)_NASA_Goddard,_(4)_UMD,_(5)_TTU,_(6)_Weizmann,_(7)_OKC,_(8)_DIRAC_Institute,_(9)_Louisiana_State,_(10)_COO,_(11)_eScience_Institute,_(12)_UCSB,_(13)_IPAC,_(14)_U._Helsinki,_(15)_NOT,_(16)_LBNL) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10406 |
SN2020bvc（=ASASSN20bs;ZTF20aalxlis）、近く（$z=0.0252$;$d$=114Mpc）の広域（BL）タイプIc超新星（SN）の光学、ラジオ、およびX線観測を提示します。私たちの観察は、SN2020bvcがIc-BLSN2006ajといくつかの特性を共有していることを示しています。これは、低光度ガンマ線バースト（LLGRB）060218に関連付けられていました。最初に、10GHz無線光の曲線はLLGRB-SNe（$L_\mathrm{radio}\約10^{37}$erg/s）：VLA観測（13-43dにまたがる）を、比較的相対論的な（$v\gtrsim0.3c$）からのシンクロトロン放出としてモデル化しますフォワードショック。第2に、SwiftとChandraを使用すると、逆コンプトン放射またはラジオ放射と同じシンクロトロンスペクトルの一部として自然に説明されないX線放射（$L_X\約10^{41}$erg/s）が検出されます。第3に、ZwickyTransientFacility（ZTF）からの高ケイデンス（$6\times$/night）データは、拡張した低質量物質（質量$M<10^{-2}M_\odot$（半径$R>10^{12}$cm）およびNi-56の放射性崩壊からの2番目のピーク。SN2020bvcは、GRBトリガーなしで発見された最初に確認された二重ピークのIc-BLSNであり、LLGRB-SNeと同様のX線および電波放射を示します。これは、同じメカニズムがLLGRBとショックの両方を生成するモデルと一致しています冷房放射。ZTFハイケイデンスデータを含む他の5つの近隣（$z\lesssim0.05$）Ic-BLSNeのうち4つについて、SN2006ajおよびSN2020bvcに見られるような最初のピークを除外します。つまり、$\約1$d続きますそして、ピーク光度$M\約-18$に達します。将来のそのようなイベントのX線とラジオの追跡観察により、ダブルピークの光学光曲線が実際にLLGRBのようなX線とラジオの放射を予測できるかどうかが確認されます。
2017年の爆発時の超高速高速X線過渡IGR J11215-5952のNuSTAR観測
| Title |
NuSTAR_observation_of_the_Supergiant_Fast_X-ray_Transient_IGR_J11215-5952_during_its_2017_outburst |
| Authors |
L._Sidoli_(1),_K._Postnov_(2,3),_A._Tiengo_(4,5,1),_P._Esposito_(4,1),_V._Sguera_(6),_A._Paizis_(1),_and_G.A._Rodr{\i}guez_Castillo_(7)_((1)-INAF,_IASF-Milano,_Milano,_Italy,_(2)-Sternberg_Astronomical_Institute,_M.V._Lomonosov_Moscow_State_University,_Moscow,_Russia,_(3)-Kazan_Federal_University,_Russia,_(4)-Scuola_Universitaria_Superiore_IUSS_Pavia,_Italy,_(5)-INFN,_Sezione_di_Pavia,_Italy,_(6)-INAF,_OAS_Bologna,_Italy,_(7)-INAF,_OAR,_Monteporzio_Catone_(Roma),_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10452 |
私たちは、2017年6月のバーストのピーク時におけるスーパージャイアント高速X線トランジェントパルサーIGRJ11215-5952のNuSTAR観測の結果について報告します。IGRJ11215-5952は、165日ごとに厳密に定期的にバーストを起こす唯一のSFXTです。NuSTARは100のダイナミックレンジにまたがるいくつかのX線フレアを捕らえ、187.0秒でX線脈動を検出しました。これは以前の測定と一致しています。全体の観測からのスペクトルは、24keVのeフォールディングエネルギーでのカットオフによって7keVを超えて修正された吸収パワー法則（フォトンインデックスが1.4）によって適切に説明されます。弱い輝線は6.4keVにあり、超巨大風の冷たい鉄からのKalphaの輝線と一致しています。時間平均フラックスは1.5E-10erg/cm2/s（3-78keV、吸収を補正）であり、平均光度は約9E35erg/s（1-100keV、距離を6.5kpcと想定）に変換されます。）。NuSTARの観測により、硬X線スペクトルでサイクロトロン共鳴散乱機能の最も感度の高い検索を実行できるようになり、採用されたさまざまなスペクトル抽出（時間平均、時間的に選択された、スピン位相相）で有意な検出が行われなくなりました。分解され、強度が選択されたスペクトル）。パルスプロファイルは、エネルギー（12-78keVバンドと比較して3-12keVのエネルギー範囲）とX線フラックスの両方で進化を示しました：より高いフラックス（および両方のエネルギーバンド）で二重ピークプロファイルが明らかでした。単一のピークのある正弦波プロファイルが、NuSTAR観測内で達成された最低の強度状態で存在しました（両方のエネルギーバンドで）。強度選択分析により、パルスフラクションとX線光度の反相関を観察することができました。パルスプロファイルの進化は、準球形の沈着降着段階での中性子星の磁極の上の降着物質におけるX線光子散乱によって説明できます。
ピエールオージェ天文台で測定された超高エネルギー宇宙線の到来方向の磁気誘導シグネチャを検索する
| Title |
Search_for_magnetically-induced_signatures_in_the_arrival_directions_of_ultra-high-energy_cosmic_rays_measured_at_the_Pierre_Auger_Observatory |
| Authors |
The_Pierre_Auger_Collaboration:_A._Aab,_P._Abreu,_M._Aglietta,_J.M._Albury,_I._Allekotte,_A._Almela,_J._Alvarez_Castillo,_J._Alvarez-Mu\~niz,_R._Alves_Batista,_G.A._Anastasi,_L._Anchordoqui,_B._Andrada,_S._Andringa,_C._Aramo,_P.R._Ara\'ujo_Ferreira,_H._Asorey,_P._Assis,_G._Avila,_A.M._Badescu,_A._Bakalova,_A._Balaceanu,_F._Barbato,_R.J._Barreira_Luz,_K.H._Becker,_J.A._Bellido,_C._Berat,_M.E._Bertaina,_X._Bertou,_P.L._Biermann,_T._Bister,_J._Biteau,_A._Blanco,_J._Blazek,_C._Bleve,_M._Boh\'a\v{c}ov\'a,_D._Boncioli,_C._Bonifazi,_L._Bonneau_Arbeletche,_N._Borodai,_A.M._Botti,_J._Brack,_T._Bretz,_F.L._Briechle,_P._Buchholz,_A._Bueno,_S._Buitink,_M._Buscemi,_K.S._Caballero-Mora,_L._Caccianiga,_L._Calcagni,_A._Cancio,_F._Canfora,_I._Caracas,_J.M._Carceller,_R._Caruso,_A._Castellina,_F._Catalani,_et_al._(317_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10591 |
ピエールオージェ天文台で検出された超高エネルギー宇宙線の到来方向に磁気誘導効果の信号を検索します。2つの異なる方法を適用します。1つは、それらの到着方向とエネルギーの逆数の間の相関を示すイベントのセットの検索です。これは、それらが同じ点状のソースからのものであり、同じ電荷を持ち、偏向が比較的小さい場合に予想されます。そして首尾一貫。これらのイベントのセットを「マルチプレット」と呼びます。「推力」と呼ばれる2番目の方法は、対象領域の細長いパターンを検出することを目的とした主軸分析です。ベンチマークシミュレーションを使用して両方の方法の感度を調べ、2つの異なる検索のデータに適用します。最初の検索は、ソース候補として近くの活動銀河核とスターバースト銀河のリストを想定して行われます。2つ目は全天ブラインド検索です。結果を報告したところ、統計的に有意な特徴は見つかりませんでした。これらの結果とピエールオージェ天文台のデータから推測された質量組成の指標との互換性について説明します。
XMM-ニュートンアーカイブデータのz = 0.092における超新星衝撃波ブレークアウト候補
| Title |
A_Supernova_Shock_Break-out_Candidate_at_z=0.092_in_XMM-Newton_Archival_Data |
| Authors |
G._Novara,_P._Esposito,_A._Tiengo,_G._Vianello,_R._Salvaterra,_A._Belfiore,_A._De_Luca,_P._D'Avanzo,_J._Greiner,_M._Scodeggio,_S._Rosen,_C._Delvaux,_E._Pian,_S._Campana,_G._Lisini,_S._Mereghetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10665 |
EXTraSプロジェクト内のXMM-NewtonアーカイブでX線トランジェントを検索しているときに、2011年6月21日に行われた〜21時間の観測の〜5分の間隔でのみ検出される新しいX線源を発見しました（EXMM023135.0-603743、ランダムなポアソン変動の確率：〜$1.4\times10^{-27}$）。専用の追跡観測により、その位置は赤方偏移$z=0.092\pm0.003で星形成銀河（SFR=1-2$M_\odot$yr$^{-1}$）と一致していることがわかりました$（$d=435\pm15$Mpc）。この赤方偏移で、過渡事象中に放出されたエネルギーは、0.3-10keVエネルギーバンド（ソースレストフレーム内）で$2.8\times10^{46}$エルグでした。トランジェントの光度とそのスペクトルおよびタイミングプロパティにより、EXMM023135.0-603743は、SN2008Dに関連付けられたX線トランジェントのグリップ類似物となります。これは、近くのSwift/XRT観測中に発見されました（$d=27$Mpc）超新星に富む銀河NGC2770。XMM-ニュートンイベントを超新星の衝撃ブレイクアウトとして解釈し、私たちの偶然の発見が光学観測から導き出されたコア崩壊超新星の割合と互換性があることを証明します。
宇宙線$ e ^ \ mp $スペクトルのフレーバー構造の調査と間接暗黒物質検索への影響
| Title |
Probing_Flavor_Structure_of_Cosmic_Ray_$e^\mp$_Spectrum_and_Implications_for_Indirect_Dark_Matter_Searches |
| Authors |
Shao-Feng_Ge,_Hong-Jian_He,_Yu-Chen_Wang,_Qiang_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10683 |
高エネルギー宇宙線電子/陽電子（CRE）を測定することは、近くの銀河の源を探り、暗黒物質（DM）を間接的に検出するための重要な手段を提供します。この作業では、DAMPE、Fermi-LAT、AMS-02、およびCALETの実験で測定された宇宙線CREスペクトルに基づいて、荷電レプトンへのDM消滅のフレーバー構造の体系的な分析を行います。DAMPECREデータの可能なピークのような構造を説明するために提案されている、近くのサブハロでの可能なTeVスケールDM粒子の消滅を研究します。（可能なピークのような構造に加えて）可能な非共鳴過剰に特別な注意を払い、そのような非共鳴過剰が主にサブハローのDM消滅によって生成されたミューオンの崩壊から生じる可能性があることを示します。これらを使用して、CREデータをフィッティングすることにより、$\chi\chi\toe^+e^-、\mu^+\mu^-、\tau^+\tau^-$のレプトン最終状態のフレーバー組成を調べます。さらに、Fermi-LAT$\gamma$-ray測定を使用して、レプトンのフレーバー組成に対する制約を分析します。フレーバーの構成（CREデータに有利）は比較的低い銀河緯度でのフェルミLATデータと一致しているが、最終状態の一部$\tau^\pm$は厳しく制限されていることがわかります。
天体イメージングのための効果的な技術としての近赤外線における開口マスキング干渉法の特徴
| Title |
Characterizing_aperture_masking_interferometry_in_the_near-infrared_as_an_effective_technique_for_astronomical_imaging |
| Authors |
Kyle_Morgenstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10294 |
電波干渉法は、深宇宙天文学で現在選択されている方法ですが、過去数十年で、光学技術がますます一般的になりました。この研究は、小規模での近赤外線における開口部マスキング干渉法の性能を特徴付けることを目的としています。MITウォレス天体物理観測所の24インチ望遠鏡で使用するために、直径と間隔が異なる6組のアパーチャを含むマスクが作成されました。スピカとジュピターのテスト画像は、28の異なる望遠鏡構成、さまざまなアパーチャ分離、アパーチャ直径、収集波長、および露光時間でキャプチャされました。ラッキーイメージングは、大気の摂動を説明するために使用されました。各画像は、センサーノイズを考慮してバイアスフレームとダークフレームを介して削減され、次に、各画像の半値全幅が計算され、最大角度解像度のプロキシとして使用されました。データは、小規模では開口サイズが主に観測された最大角度分解能を制御することを示唆していますが、主張を裏付けるにはさらなるデータが必要です。
VENUS：宇宙で複雑な有機分子に至る表面化学経路を調査する新しい装置
| Title |
VENUS:_a_new_apparatus_to_investigate_surface_chemistry_routes_leading_to_complex_organic_molecules_in_space |
| Authors |
Emanuele_Congiu,_Abdellahi_Sow,_Thanh_Nguyen,_Saoud_Baouche_and_Fran\c{c}ois_Dulieu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10668 |
マルチビーム超高真空装置を紹介します。この記事では、新しい実験室の天体物理学実験-VErsdeNoUvellesSynth\`eses（VENUS）-の設計と構築について説明します。これは、暗い雲と星周環境における複雑な有機分子の固体非エネルギー形成条件を再現します。。4つの動作差動ポンプ式ビームラインの新しい実装を使用して、6つを超える原子を含む分子の形成に寄与するさまざまな反応の実現可能性と速度を決定します。データは、フーリエ変換赤外分光法と四重極質量分析法によって収集されます。金でコーティングされたサンプルホルダーは7〜400Kの温度に達します。装置は慎重に調整され、取得システムは、実験パラメーターができるだけ正確に記録されるように開発されました。ビームラインをサンプルに向けて収束させるために多大な努力が払われました。中性種（NH$_3$、H$_2$CO）の反応システムを使用してビームのアライメントをチェックする実験が開発されました。NO+Hシステムの予備的な元の結果が得られました。これは、化学が堆積種の最初の外層でのみ発生すること、つまり化学層と物理層が一致することを示しています。この記事では、ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡の今後の打ち上げを考慮した新しい装置の特性、性能、および将来の可能性について説明します。VENUSが表面科学と宇宙化学への貢献を通じて大きな影響を与えることを示しています。
相関ノイズの効率的なモデリングII。高速でスケーラブルなメソッドを備えた柔軟なノイズモデル
| Title |
Efficient_modeling_of_correlated_noise_II._A_flexible_noise_model_with_fast_and_scalable_methods |
| Authors |
J.-B._Delisle,_N._Hara,_and_D._S\'egransan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10678 |
相関ノイズはほとんどの天文データセットに影響を及ぼし、それを考慮に入れないと、特に新しい発見が追求される状況である低S/N状態で、偽の信号検出につながる可能性があります。たとえば、半径方向の速度の時系列を使用した太陽系外惑星の検出の領域では、恒星の変動によって誤った検出が引き起こされる可能性があります。ただし、データの分析時に相関ノイズを考慮すると、より複雑な分析になるため、ホワイトノイズ近似がよく使用されます。さらに、通常、データセットサイズのキューブとしてスケーリングされるため、計算コストが非常に高くなる可能性があります。相関ノイズモデルの一部の制限されたクラスには、計算コストを下げるのに役立つ特定のアルゴリズムがあります。この速度の向上は、ガウスプロセス回帰のコンテキストで特に役立ちますが、ノイズモデルの一般性が犠牲になります。ここでは、S+LEAFノイズモデルを示します。これにより、データセットのサイズに関する計算コストの線形スケーリングで、相関ノイズの大きなクラスを説明できます。S+LEAFモデルには、特に、準周期的核と較正ノイズの混合が含まれます。この効率的なモデリングは、ノイズの共分散行列のスパース表現と、行列の反転、解法、行列式計算などの専用アルゴリズムを使用することで可能になりました。S+LEAFモデルを適用して、HD136352。さまざまなノイズ源の処理におけるS+LEAFモデルの柔軟性を示します。検出された信号の重要性を正しく評価するために、相関ノイズ、特に校正ノイズを考慮することの重要性を示します。S+LEAFモデルのオープンソース実装を提供しています。https：//gitlab.unige.ch/jean-baptiste.delisle/spleafから入手できます。
eV規模の電子反跳プロセスのためのシリコンのイオン化収量
単一電荷分解の巨視的シリコン検出器の開発により、O（eV）スケールでのまれなプロセスへの窓が開かれました。所定のイベントのエネルギーを再構築するため、または検出器の電子によって吸収される所定の量のエネルギーに対して取得される電荷信号をモデル化するには、正確な電荷生成モデルが必要です。このホワイトペーパーでは、特に1keV未満の領域に焦点を当てて、シリコンの電荷収量の既存の測定値を確認します。12〜50eV（「UVギャップ」と呼ばれる）の間のキャリブレーションギャップを強調表示し、このエネルギー体制における電荷収量の可能性を調査するために、衝突電離の現象論的モデルを採用します。最後に、このモデルの変動がテストケースに及ぼす影響、つまり電子から散乱する暗黒物質の影響を調査し、電荷収率の不確実性の科学的影響を示します。
51 Ophを囲むデブリディスク内の原子ガスの組成、励起、および物理的状態
| Title |
The_Composition,_Excitation,_and_Physical_State_of_Atomic_Gas_in_the_Debris_Disk_Surrounding_51_Oph |
| Authors |
Edward_B._Jenkins_(Princeton_University_Observatory)_and_Cecile_Gry_(Laboratoire_d'Astrophysique_de_Marseille) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10238 |
傾斜が大きいデブリディスクがあることが知られている星51Ophの紫外および可視スペクトルで304の吸収特性を測定しました。光励起と電子による衝突励起によって維持される励起微細構造と準安定レベルの原子の相対的な数を分析したところ、ほとんどのガスは星から約6AUに位置し、電子の体積密度が$10であることがわかりました^5<n（e）<3\times10^6{\rmcm}^{-3}$、温度T=8000K。私たちの解釈によると、ガスは部分的にイオン化されており、中性水素のカラム密度は$10^{21}\、{\rmcm}^{-2}$であり、穏やかに枯渇した星間ガスの組成に似ています中型または木星系彗星。$\beta$Picや49Cetなど、他のいくつかの星の周りの円盤の結果と比較すると、中性炭素が驚くほど少ないことがわかります。分子の特徴は検出されませんでした。これは、視線が分子の豊富なディスクの中央面から外れていることを示しています。ディスクの傾きは、酸素原子による星光の共鳴散乱を検出できることによっても検証されています。
LAMOST J202629.80 + 423652.0は共生星ではありません
LAMOSTJ202629.80+423652.0は、ダスト（Dタイプ）に囲まれ、光スペクトルに6825Angのラマン散乱OVIを含む高イオン化輝線を表示する、長周期Miraを含む新しい共生星として最近分類されました。LAMOSTJ202629.80+423652.0をBVRIバンドで測光的に観測し、3500-8000Angの範囲で分光的に観測しました。我々は、それが通常のG8IVサブジャイアントスターであり、そのスペクトルから輝線を奪われ、E（B-V）=0.35等で赤くなっていることを発見しました。私たちの測光を全天の巡回調査のデータと組み合わせると、LAMOSTJ202629.80+423652.0は不変で、ミラとして脈動しないことがわかります。既存のソースからスペクトルエネルギー分布をまとめて中赤外まで拡大しましたが、G8IVの光球星の放射が完全に支配しており、星周塵の兆候は見られませんでした。したがって、LAMOSTJ202629.80+423652.0は共生星ではなく、脈動も塵にも覆われていないと結論付けました。
NGC 6910で体調を明らかにする
| Title |
Unveiling_the_physical_conditions_in_NGC_6910 |
| Authors |
Harmeen_Kaur,_Saurabh_Sharma,_Lokesh_K._Dewangan,_Devendra_K._Ojha,_Alok_Durgapal,_and_Neelam_Panwar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10500 |
クラスターNGC6910の物理的特性を研究するために、多波長のアーカイブデータセットとともに、深視野および広視野の光学測光観測が採用されています。この研究では、大規模な星が環境に与える影響も調べています。クラスタの年齢、距離、赤みは、それぞれ$\sim$4.5Myr、$1.72\pm0.08$kpc、$E（B-V）_{min}=0.95$等と推定されています。質量関数の勾配（クラスター領域の$\Gamma=-0.74\pm0.15$は、Salpeterの値（-1.35）よりも平坦であることがわかります。これは、過剰な数の重い星の存在を示しています。クラスターには質量分離も示されています。それらの形成プロセスにより中央領域に向けて。暖かいダスト放出の分布がクラスターの中央領域に向けて調査され、クラスター領域内の巨大な星の影響の兆候を示しています。巨大なB型星によって駆動される無線連続体の塊（年齢範囲$\sim$0.07-0.12Myr）は、星団NGC6910（年齢$\sim$4.5Myr）の中心から離れて追跡されます。大規模な星によって加えられたさまざまな圧力成分の値に基づきます、クラスターに関連付けられた光イオン化ガスは、クラスターの主要なフィードバックメカニズムであることがわかります。全体として、クラスター内の重い星が、クラスター内の若い重いB型星の誕生を引き起こした可能性があります。この引数は、クラスターと無線クランプの電力供給源との間で観測された年齢勾配の証拠。
WZ Sgeタイプドワーフノヴァの再ブライトニングフェーズでの2つのスーパーバーストの最初の検出：TCP J21040470 + 4631129
| Title |
First_Detection_of_Two_Superoutbursts_during_Rebrightening_Phase_of_a_WZ_Sge-type_Dwarf_Nova:_TCP_J21040470+4631129 |
| Authors |
Yusuke_Tampo,_Kojiguchi_Naoto,_Keisuke_Isogai,_Taichi_Kato,_Mariko_Kimura,_Yasuyuki_Wakamatsu,_Daisaku_Nogami,_Tonny_Vanmunster,_Tam\'as_Tordai,_Hidehiko_Akazawa,_Felipe_Mugas,_Taku_Nishiumi,_V\'ictor_J._S._B\'ejar,_Kiyoe_Kawauchi,_Nicolas_Crouzet,_Noriharu_Watanabe,_N\'uria_Casasayas-Barris,_Yuka_Terada,_Akihiko_Fukui,_Norio_Narita,_Enric_Palle,_Motohide_Tamura,_Nobuhiko_Kusakabe,_Roi_Alonso,_Hiroshi_Itoh,_Kirill_Sokolovsky,_Brandon_McIntyre,_Jesse_Leahy-McGregor,_Stephen_M._Brincat,_Pavol_A._Dubovsky,_Tom\'a\v{s}_Medulka,_Igor_Kudzej,_Elena_P._Pavlenko,_Kirill_A._Antonyuk,_Nikolaj_V._Pit,_Oksana_I._Antonyuk,_Julia_V._Babina,_Aleksei_V._Baklanov,_Aleksander_S._Sklyanov,_Alexandra_M._Zubareva,_Aleksandr_A._Belinski,_Alexandr_V._Dodin,_Marina_A._Burlak,_Natalia_P._Ikonnikova,_Egor_O._Mishin,_Sergey_A._Potanin,_Ian_Miller,_Michael_Richmond,_Roger_D.Pickard,_Charles_Galdies,_Masanori_Mizutani,_Kenneth_Menzies,_Geoffrey_Stone,_Javier_Ruiz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10508 |
TCPJ21040470+4631129の2019スーパーアウトバーストの測光および分光観測と分析を報告します。この天体は、WZSge型矮新星の特徴である、初期のスーパーハンプと通常のスーパーハンプを備えた9等級のスーパーバーストを示しました。メインのスーパーバーストの後に、5つの明るい輝きが観察されました。スーパーバースト後の段階のスペクトルは、バルマー、HeI、およびナトリウムのダブレット機能の可能性を示しました。質量比は、スーパーハンプの周期から0.0880（9）として導出されます。3番目と5番目の再明るく中に、成長しているスーパーハンプとスーパーアウトバーストが観察されました。これらは、複数の再明るくされたWZSgeタイプの矮新星の間の再明るくフェーズでは検出されませんでした。増光フェーズ中にスーパーバーストを誘発するには、降着円盤がメインのスーパーバーストの後に再びシステムの3：1の共振半径を超えて拡張する必要がありました。これらの特有の現象は、より高い光度と、スーパーバースト後の段階における後期スーパーハンプの存在によって示唆される、粘度の向上とディスクの大きな半径に加えて、冷たいマス貯水池からの大量供給および/または二次的なものは、他のWZSgeタイプの矮新星よりも物質移動が強化されているためです。
$ K2 $ Ultracool Dwarfs Survey。 VI。 L5矮星で観測された白色光スーパーフレアとL矮星のフレア率
| Title |
$K2$_Ultracool_Dwarfs_Survey._VI._White_light_superflares_observed_on_an_L5_dwarf_and_flare_rates_of_L_dwarfs |
| Authors |
Rishi_R._Paudel,_John_E._Gizis,_D._J._Mullan,_Peter_K._G._Williams,_Adam_J._Burgasser_and_Sarah_J._Schmidt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10579 |
ケプラーK2ロングケイデンスデータは、45Lの矮星のサンプルにおける白色光フレアの研究に使用されます。同等の継続時間（1.3-198）時間、合計（UV/光学/IR）エネルギーが$\geq$0.9$\times$10$^{32}$ergの9Lの小人の11フレアを特定しました。エネルギーが$>$10$^{33}$の2つのスーパーフレアがL5ドワーフで検出されました。これは、これまでにフレアが特定された中で最もクールなオブジェクトです。このL5ドワーフの大きなスーパーフレアのエネルギーは4.6$\times$10$^{34}$エルグで、振幅は光球レベルの$>$300倍です。これまでのところ、これは$Keplerによって検出された最大のフレアです。/K2$ミッション。次にフレアを特定した最もクールな星はL2矮星でした：2MASSJ08585891+1804463。9Lドワーフで特定したすべてのフレアのエネルギーと、45Lドワーフすべてに$Kepler$によって割り当てられた合計観測時間を組み合わせて、複合フレア頻度分布（FFD）を構築します。FFDの勾配は非常に浅く（-0.51$\pm$0.17）、Paudelらによって報告された以前の結果と一致しています。（2018）FFD勾配が-0.34であることが判明した特定のL0ドワーフについて。複合FFDを使用して、L期初期および中期の小人では、エネルギーのスーパーフレア10$^{33}$ergが2.4年ごとに発生し、エネルギーのスーパーフレア10$^{34}$ergが7.9年ごとに発生すると予測します。私たちのLドワーフフレアの分析は、$\geq$0.13-1.3kGの磁場が恒星表面に存在していることを示唆しています。そのような磁場は、タイプIIの無線バーストを抑制する可能性があります。
太陽および太陽型星における子午線流による半径方向速度変動：太陽系外惑星の検出可能性への影響
| Title |
Radial-velocity_variations_due_to_meridional_flows_in_the_Sun_and_solar-type_stars:_impact_on_exoplanet_detectability |
| Authors |
Nad\`ege_Meunier_and_Anne-Marie_Lagrange |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10611 |
磁気活動と異なる空間スケールでの流れによる恒星変動は、半径方向の速度に強く影響します。この変動は、振動、造粒、超造粒、および子午線の流れとして見られます。この後者のプロセスの影響はあまり知られていませんが、太陽系外惑星の検出能力に影響を与える可能性があります。ディスク全体で統合したときの振幅とその時間的変動性を定量化することを目指しています。太陽の緯度の子午線循環の長い時間系列を使用して、その統合された寄与を再構築しました。次に、メリジオナルフローの変動性の振幅を恒星の質量および回転速度と関連付けるHDシミュレーションのスケーリング則を使用して、他の太陽型の星に期待される典型的な振幅を推定しました。45〜55度の傾斜で最小のジッターで、太陽に対して0.5〜0.7m/s（エッジオン）および1.2〜1.7m/s（ポールオン）のオーダーの典型的なrmsを見つけます。これは、他の恒星活動の寄与と比較して重要であり、地球の放射速度信号よりもはるかに大きいです。変動性は活動サイクルに強く関連しています。他の太陽型星への拡張は、子午面流による変動がそれらの星の周期の振幅によって支配されることを示しています。メリジオナルフローの寄与は、特に静かで低質量の星の場合、対流ブルーシフト阻害信号の高い割合を表すことがあります。私たちの研究は、これらの子午線の流れが太陽系外惑星の検出に重要である可能性があることを示しています。低傾斜はエッジオン構成よりも影響を受けますが、これらの構成は依然として大きな変動を示します。南北の流れはまた、対流ブルーシフト抑制による彩度速度と彩層活動指標との間の相関を低下させます。これにより、この信号からの修正は、マルチセルラーパターンのない星にとって困難になります。
若い星における傾斜物質の影響に対する非対称な降着構造の実験室証拠
| Title |
Laboratory_evidence_for_asymmetric_accretion_structure_upon_slanted_matter_impact_in_young_stars |
| Authors |
K._Burdonov,_G._Revet,_R._Bonito,_C._Argiroffi,_J._Beard,_S._Bolanos,_M._Cerchez,_S.N._Chen,_A._Ciardi,_G._Espinosa,_E._Fillipov,_S._Pikuz,_R._Rodriguez,_M._Smid,_M._Starodubtsev,_O._Willi,_S._Orlando,_J._Fuchs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10735 |
星と惑星系の形成と進化をよりよく理解するためには、実験室でスケールされた実験を通じて星の形成に物質が付着する過程を調査することが重要です。このような実験は、空間的および時間的解像度でプロセスへのアクセスを提供することにより、実際に観測を補足することができます。最初のステップは[G.Revetetal。、ScienceAdvances3、e1700982（2017）、arXiv：1708.02528]。そのような調査を許可することで。それは、2つのコンポーネントストリームの存在を明らかにしました。シェルは、衝突時に横方向に放出され、局所的な磁場によって再び集中する物質によって形成されました。その研究室での調査は、通常の発生影響に限定されていました。ただし、若い恒星天体では、磁場の複雑な構造により、降着柱の入射角が変動します。これにより、実験室のプラズマを使用して、若い星に斜めの降着が影響を与える結果の調査に着手しました。ここでは、数値シミュレーションによって補完された高出力レーザー相互作用と実験室での強力な磁場生成を使用して、物質の列が若い星の表面に斜めの角度で衝突したときに降着構造に誘発される非対称性を調べます。物質が星の表面に垂直に付着するシナリオと比較して、強い非対称のプラズマ構造、物質の強い横方向の放出、付着した物質の閉じ込め不良、および垂直入射の場合と比較して加熱の減少が観察されます。したがって、傾斜した降着は、彩層の摂動を誘発する可能性があると思われる構成であり、したがってコロナの活動レベルに影響を与える可能性があります。
指数関数的成長を抑制する方法-アキシオン背景における光子のパラメトリック共鳴について
アキシオン-光子相互作用は、周波数がアキシオン質量の半分に近いモードの場合、冷たいアキシオン背景の存在下でパラメトリック共鳴によって電磁界を増強する可能性があります。この論文では、アキシオン運動量分散の役割と、重力赤方偏移に起因する共鳴をデチューンできるバックグラウンド重力ポテンシャルの影響を研究します。分析および数値計算により、（a）アキシオン運動量の広がりが逆共鳴長よりも小さく、（b）重力離調距離が長い場合にのみ、共鳴が光子場の指数関数的成長につながることを示します共鳴長さより。現実的なパラメータ値の場合、両方の効果が共鳴を強く抑制し、フォトンフィールドの指数関数的な成長を防ぎます。特に、私たちの銀河の重力ポテンシャルによる赤方偏移は、すべての暗黒物質が完全に冷たいアキシオン凝縮体で構成されていると仮定しても、観測可能な周波数範囲の光子に対する共鳴の発達を防ぎます。質量が$\sim10^{-13}\、M_\odot$未満のアキシオン群集の場合、運動量分散条件はより制限的ですが、より大きな塊の場合は赤方偏移条件が支配的です。
科学を個人的なものにする：一般教育コースのための包含性主導の設計
| Title |
Making_Science_Personal:_Inclusivity-Driven_Design_for_General-Education_Courses |
| Authors |
Christine_O'Donnell,_Edward_E._Prather,_Peter_Behroozi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10218 |
一般教育大学の天文学コースは、講師にユニークな聴衆とユニークな挑戦の両方を提供します。多くの学生にとって、このようなコースはスタンドアロンの天文学のクラスに初めて遭遇する可能性があり、それはおそらく彼らが取る最後の科学コースの1つでもあります。したがって、1学期の主なコースの目標には、宇宙についての知識を与えることと、学生に科学のプロセスについてある程度の知識を与えることの両方が含まれることがよくあります。従来のコース環境では、学生は情報を首尾一貫したフレームワークに統合するのではなく、情報を別々の「ライフファイル」と「コースファイル」に区分することがよくあります。2019年春にアリゾナ大学で教えられたこのプロジェクトを通じて作成された天文学コースは、学生が有意義で、関連性があり、アクセスしやすい方法でコースコンテンツに取り組むのに役立つ包括性主導の指針に基づいて設計されました。私たちのコースは、学生の「生活」と「コースファイル」の間のギャップを埋め、多様な視点を奨励し、尊重し、コースのコンテンツを個人の生活やアイデンティティと結びつける力を学生に与えます。このホワイトペーパーでは、コースの設計に影響を与えた指導原則についての洞察を提供し、コースで実装された教育戦略と評価手法の有効性に関する調査結果を共有します。
中性子星冷却に対する短距離相関効果
| Title |
Short-range_correlation_effects_on_the_neutron_star_cooling |
| Authors |
Lucas_A._Souza,_Rodrigo_Negreiros,_Mariana_Dutra,_D\'ebora_P._Menezes,_Odilon_Louren\c{c}o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2004.10309 |
短距離相関（SRC）は、しばらくの間、核理論の重要な側面であることが知られています。最近の研究は、特にSRCが核物質のペアリングギャップを解消する責任があると最近証明されたという事実により、このトピックへの関心を再燃させました。この研究では、中性子星におけるベータ平衡物質のSRCの概念を再検討します。SRCを使用する場合と使用しない場合の2つの同等のモデルを作成し、そのようなモデルによって記述される星の熱進化を調査します。SRCが中性子星の熱進化で主要な役割を果たすことを示します。SRCは主に星の巨視的特性を変更せずに残しますが、陽子フラクションを大幅に変更するため、直接ウルカ（DU）プロセスが早期に開始され、星がはるかに速い冷却を示すようになります。。
MHDのための風上拘束輸送スキームの体系的構築
コンストレインドトランスポート（CT）メソッドは、ゴドノフタイプまたは風上での保守的なコードを使用して実行される多次元MHDシミュレーションで磁場の発散のない状態を機械精度に保つための最新の数値手法を反映しています。スタッガード表現を使用してゾーンインターフェースに配置されたさまざまな磁場コンポーネントの進化は、セル中心の更新に使用されるリーマンソルバーと一致する必要がある方法で、セルエッジでの電界コンポーネントを計算することによって実現されます。界面における流体量。いくつかのアプローチが行われているにもかかわらず、この作業の目的は、一方で、ロバスト性と精度の点で既存の方法を比較すること、および他方で、Londrillo＆DelZannaによる風上拘束輸送（UCT）方法を拡張することです（2004）およびDelZannaetal。（2007）1Dリーマンソルバーから入手可能な情報を使用した新しい平均化スキームの体系的な構築。ここでは、古典的なMHDの2次スキームのコンテキストで結果を示しますが、有限体積または有限差分に基づいて、2次スキームより高いスキームや、同じ構造を保持する他の物理システムに簡単に一般化できます。相対論的または一般的な相対論的MHDの方程式など。
初期宇宙における古典的行動の出現
インフレの文脈で議論されてきた3つの問題を調査します。量子非可換性の重要性の衰退。量子スクイージングの現象;そして、古典的な位相空間上の分布関数によって量子状態を近似する能力。標準的な扱いでは、これらの特徴は、（近くの）deSitter時空における量子場のモード関数の特性から生じます。したがって、3つの概念は基本的に同等であると見なされることが多く、同じ現象の異なる側面を表します。古典的な位相空間上の幾何学的構造のレンズを通して、一般的にそれらをフリードマン・ルマイトル・ロバートソン・ウォーカー時空で分析します。分析は次のことを示しています。（i）インフレは本質的な役割を果たしていません。古典的な振る舞いはより一般的に現れる可能性があります。（ii）3つの概念は概念的に異なる。古典主義はある意味では出現しますが、別の意味では出現しません。（iii）3番目の概念は、驚くほど強い意味で実現されます。量子演算子がワイル秩序化されていれば、古典理論における完全に一般的な$n$点関数と量子理論におけるそれらの間には正確な同等性があります。これらの機能は、すでに線形宇宙摂動に対してそれ自体で生じています。モード-モード結合、デコヒーレンス、測定理論などの考慮事項は、それ自体は重要ですが、議論されている3つの感覚のいずれにおいても古典的振る舞いの出現には必要ありません。結果の一般性は、幅広いクラスのシステムで利用可能な、古典的な位相空間上の幾何学的構造にさかのぼることができるという事実から生じています。したがって、このアプローチは他のコンテキストでも役立つ場合があります。
インフレからの光の暗い光子の暗黒物質
ダークフォトンフィールドとインフレートの間の結合を通じて、ライトダークフォトンダークマターを生成する可能性について説明します。大きな波長の暗い光子は、インフレーション時のインフレート運動により効率的に生成され、物質と放射が等しくなる前に非相対論的になります。生産量を分析的に計算します。正しい光物量は、暗い光子の質量が$10^{-21}\、\rmeV$まで広がることで実現されます。
